용골자리 AG

3. 변광

용골자리 AG는 1914년 해리 우드에 의해 처음으로 밝기가 변하는 변광성일 가능성이 제기되었다. 이후 하버드 대학교 천문대의 사진 건판에 기록된 반세기 가까운 측광 결과를 분석하여 불규칙하게 변광하는 별임이 확인되었다. 애니 점프 캐넌은 이 별의 스펙트럼을 분석하여 백조자리 P별과 비슷한 천체임을 일찍이 지적했으며, 최종적으로는 밝은 청색 변광성(LBV)으로 분류되었다. LBV는 질량이 매우 큰 별이 울프-레이에별로 진화하는 과정에서 거치는 짧은 단계로 여겨진다.

용골자리 AG는 LBV의 전형적인 예시로 꼽힌다. 그 이유는 다음과 같다.

• 광도가 태양의 100만 배를 넘는 매우 밝은 별이다.
• 스펙트럼형이 O형에서 A형 사이의 푸른색 별이다.
• 밝기가 최대 2등급까지 크게 변한다.
• 별 주위에 질소가 풍부한 성운이 존재한다.
• 겉보기 등급이 약 7등급으로 LBV 중에서는 비교적 밝은 편이다.
• 백조자리 P별과 달리 현재도 활발하게 변광 활동을 보이며, 용골자리 η별처럼 특이한 점이 적어 LBV의 일반적인 특징을 연구하기에 적합하다.

밝기가 변함에 따라 용골자리 AG의 스펙트럼도 달라진다. 장기 변광의 극소기(가장 어두울 때)에는 울프-레이에별과 비슷한 스펙트럼을 보이고, 극대기(가장 밝을 때)에는 온도가 높은 초기 A형 초거성의 스펙트럼을 보인다. 이는 별의 크기와 표면 온도가 변하기 때문인데, 예를 들어 1989년부터 1999년까지 관측된 극소기와 극대기 동안 별의 반지름은 태양 반지름의 약 50배에서 500배까지, 표면 온도는 약 26,000,000에서 8,000,000까지 변화한 것으로 추정된다. 대부분의 LBV는 밝기가 변해도 별이 방출하는 총 복사 에너지(광도)는 크게 변하지 않는 것으로 알려져 있다. 용골자리 AG의 경우에도 광도 변화가 관측되기는 하지만, 그 변화량은 관측 오차 범위 내에 있는 수준이다.

4. 성운

1950년, 래드클리프 천문대의 관측에서 데이비드 새커리(David Thackeray)는 용골자리 AG별 주위에 타원형의 성운상 구조가 있다는 것을 발견했다. 이 성운은 별로부터 0.4 ~ 1.2 파섹 거리에 걸쳐 있으며, 최근 1만 년 이내에 중심별로부터 방출된 물질로 형성되었다. 성운의 총 질량은 태양 질량의 약 15배로 추정된다.

성운은 평균 70km/s의 속도로 팽창하고 있으며, 타원의 단축 방향을 따라 제트상의 쌍극 구조가 있는 것도 알려져 있다. 항성 주위의 성간매질에는 8.8 파섹 너비의 빈 공간이 있는데, 이는 항성이 태어난 지 얼마 되지 않았을 때 방출한 빠른 항성풍이 매질을 쓸어낸 것으로 보인다.

성운의 조성을 조사하면 질소가 과잉으로 존재하고, 산소는 결핍되어 있는데, 이는 내부 핵융합 반응이 CNO 사이클을 거친 항성에서 방출된 물질의 특징과 일치한다. 성운의 가스와 먼지 조성에 대한 자세한 내용은 하위 문단에서 다룬다.

4. 1. 성운의 가스 및 먼지 조성

5. 거리 논쟁

종전 히파르코스 위성이 측정한 시차는 오차 범위가 시차 자체보다 컸기 때문에 별까지의 거리에 대해 신뢰할 만한 정보를 제공하지 못했다. 과거에 제시된 6,000 파섹이라는 거리는 LBV의 특성에 대한 가정, 성간소광 모형, 운동학적 측정을 통해 예측된 값이었다.

가이아 관측선의 1차 자료 방출(Data Release 1, DR1)에서 얻은 시차는 용골자리 AG와 그 이웃 별 헨 3-519까지의 거리가 기존 예측치보다 훨씬 가까운 약 2,000 파섹임을 시사했다. 이 시차 값(0.40 ± 0.22 밀리초각)은 가이아 측정 첫 해 자료와 티코 제2 성표를 조합하여 얻어졌으며, 가이아 연구진은 추가적으로 0.3 밀리초각 크기의 계통 오차 가능성을 언급했다. 만약 이처럼 가까운 거리가 사실이라면, 용골자리 AG는 예상보다 훨씬 어두워 LBV가 아니라 적색초거성이 되기 전 단계에 있으며, 별의 특이한 성질들은 쌍성 진화의 결과일 수 있다는 주장이 제기되었다. 2017년 한 연구에서는 이 계통 오차를 무시할 수 있다고 보았고, 거리를 2.50 ± 1.41 킬로파섹으로 추정했다.

그러나 가이아 2차 자료 방출(Gaia Data Release 2, DR2)에서 계산된 시차는 0.1532 ± 0.0291 밀리초각으로, 이 값으로부터 얻은 거리는 약 6,500 파섹이었다. 이 결과는 이전 DR1에서 제기된 가까운 거리 논쟁을 어느 정도 해소시켜 주었다.

이후 2019년 관측에서는 가장 가능성이 높은 거리를 4,650 파섹으로 제시했다. 가장 최근의 가이아 초기 데이터 릴리스 3(Gaia Early Data Release 3, EDR3)은 0.1925 ± 0.0165 밀리초각의 시차를 제공했지만, DR2에서는 나타나지 않았던 상당한 수준의 초과 천체 측정 잡음(astrometric excess noise)이 있다는 문제점이 지적되었다.

참조

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